Planeten bei anderen Sternen sind ganz normal und es gibt sie quasi überall. Da ist es durchaus wahrscheinlich, dass da auch irgendwo einer dabei ist, auf dem die Bedingungen lebensfreundlich sind. Also ein Planet, auf dem die Temperaturen in etwa denen entsprechen, die auch auf der Erde herrschen. Damit das der Fall sein kann, muss er in der sogenannten habitablen Zone liegen. Das ist der Bereich um einen Stern, in dem die Temperaturen auf der Oberfläche eines Planeten die Existenz von flüssigem Wasser erlauben, vorausgesetzt es sind noch diverse andere Bedingungen (wie zum Beispiel die richtige Atmosphäre) erfüllt. Wo die habitable Zone zu finden ist, hängt zu einem großen Teil von der Leuchtkraft des Sterns ab. Leuchtet er nur schwach, muss ein Planet nahe heran rücken, damit es dort ausreichend warm ist. Ist der Stern enorm heiß, ist es nur weit entfernt kühl genug für habitable Planeten. Bis jetzt hat man sich bei der Bestimmung der habitablen Zone meistens auf “normale” Sterne beschränkt; und dabei hauptsächlich Sterne, die unserer Sonne ähneln. Das ist nicht unvernünftig, denn sehr große Sterne mit sehr hoher Leuchtkraft leben zum Beispiel nur kurz und diese Zeit reicht vermutlich nicht aus, damit sich auf etwaigen Planeten Leben entwickeln kann. Aber Sterne erscheinen ja nicht völlig fertig im Universum. Sie müssen erst entstehen und es kann ein wenig dauern, bis dieser Prozess abgeschlossen ist. Ramses Ramirez und Lisa Kaltenegger von der Cornell Universität haben sich nun überlegt, ob sich auch schon habitable Planeten finden lassen können, bevor ein Stern fertig ist (“The Habitable Zones of Pre-Main-Sequence Stars”).
Um zu verstehen, worum es geht, muss man zuerst einmal definieren, was “fertig” bei einem Stern bedeutet. Der Entstehungsprozess von Sternen wird normalerweise recht kurz erklärt und das klingt meistens so: “Eine große Wolke aus kosmischen Gas beginnt zu kollabieren. Sie fällt unter ihrem eigenen Gewicht zusammen, im Inneren wird es immer dichter und heißer. Die Atome bewegen sich mit steigender Temperatur immer schneller, bis sie irgendwann so schnell sind, dass sie bei Kollisionen nicht mehr voneinander abprallen, sondern miteinander verschmelzen. Jetzt setzt die Kernfusion ein, der Wasserstoffatome werden zu Heliumatomen umgewandelt und bei diesem Prozess wird Energie freigesetzt. Aus der “Wolke” strahlen nun Licht nach außen und sie ist zu einem Stern geworden.”
Das Hertzsprung-Russell-Diagram
Diese Erklärung ist durchaus richtig. Sie ist aber auch sehr vereinfacht. Das macht normalerweise nichts, denn wenn man nicht gerade speziell an der Entstehung von Sternen interessiert ist, dann spielen die diversen Zwischenschritte und Details bei der Entstehung keine Rolle. In diesem Fall aber ist es wichtig zu erklären, was bei der Entstehung genau passiert (bzw. so genau, wie es im Rahmen eines populärwissenschaftlichen Blogartikels möglich ist). Ein Stern, der den oben kurz beschriebenen Prozess abgeschlossen hat und seine eigene Energie durch Kernfusion erzeugt, wird “Hauptreihenstern” genannt. Das bezieht sich auf einen Bereich im berühmten Hertzsprung-Russell-Diagramm, das ich hier ausführlich erklärt habe. Je nach Temperatur bzw. Leuchtkraft ordnen sich fertige Sterne entlang einer konkreten Linie – der “Hauptreihe” bzw. “Main Sequence” – in diesem Diagramm an und bleiben dort, bis ihr Brennstoff aufgebraucht ist. Jetzt aber interessiert uns, was davor passiert und wie ein Stern auf die Hauptreihe gelangt. In dieser Phase wird der Stern “Pre-Main-Sequence Star” oder kurz PMS-Stern genannt.
Gehen wir also nochmal zurück zum Anfang. Zuerst ist da die große Wolke aus kosmischen Gas und Staub. Aus irgendwelchen externen Gründen (zum Beispiel dem Vorbeiflug eines Sterns irgendwo in der Nähe oder einer Supernovaexplosion) verteilt sich das Gas; wird in manchen Bereichen dichter und übt auf seine Umgebung eine größere Anziehungskraft aus. Die Wolke beginnt zu kollabieren. Die Gravitationskraft drängt die Atome und Moleküle also nach innen. Ihre thermische Bewegung wirkt dieser Kraft entgegen. Ist die Gravitationskraft größer – und wenn die Wolke kalt genug ist, ist das immer der Fall – dann beginnt die Sternentstehung. Wenn die Wolke kollabiert, dann wird dabei Bewegungsenergie in Wärmenergie umgewandelt. Im dichteren Kern der Wolke, wo der Kollaps schneller abläuft, entsteht also Energie bzw. Wärme, die nach außen abgestrahlt wird. Die äußeren Schichten der Wolke sind noch dünn und lassen die Strahlung durch. Der Kern erhöht während dieser Phase seine Temperatur also nicht. Erst wenn auch die äußeren Schichten um den Kern herum dicht genug geworden sind, kommt die Strahlung nicht mehr nach außen und der Kern heizt sich auf. Solange, bis ein Gleichgewicht erreicht wird: Ist die Temperatur hoch genug, damit die thermische Bewegung der Atome der Gravitationskraft entgegenwirken kann, stoppt der Kollaps.
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